✖


Jump to content

Пресолярные зерна

(Перенаправлено с Пресолярного зерна )
Ракета Boeing Delta II с космическим кораблем Stardust в ожидании запуска. Звездная пыль близко столкнулась с кометой Уайлд-2 в январе 2004 года, а также собрала межзвездную пыль, содержащую досолнечные межзвездные зерна.

Пресолнечные зерна — это межзвездное твердое вещество в виде крошечных твердых зерен, возникшее еще до Солнца образования . Пресолнечные зерна образовались внутри истекающих и остывающих газов от более ранних досолнечных звезд. Изучение предсолнечных зерен обычно считается частью области космохимии и метеоритики .

Звездный нуклеосинтез, происходивший внутри каждой предсолнечной звезды, придает каждой грануле изотопный состав, уникальный для этой родительской звезды, который отличается от изотопного состава вещества Солнечной системы , а также от среднего по галактике. Эти изотопные сигнатуры часто отражают очень специфические астрофизические ядерные процессы. [1] которые произошли внутри родительской звезды или события образования и доказывают их досолнечное происхождение. [2] [3]

Терминология

[ редактировать ]

Пресолнечные зерна — это отдельные твердые зерна, которые конденсировались вокруг далеких звезд или в составе новых , а также потенциально истечения сверхновых , которые аккрецировались в ранней солнечной туманности и остаются в относительно неизмененных хондритических метеоритах . Поскольку они образовались до формирования Солнечной системы, они должны быть досолнечными . Пресолнечные зерна существуют также в межзвездной среде . [4] Исследователи иногда используют термин «звездная пыль» для обозначения досолнечных зерен, особенно в научных сообщениях , хотя в научной литературе этот термин иногда используется как синоним.

История

[ редактировать ]
Пресолярные зерна метеорита Мерчисон

В 1960-е годы благородные газы неон [5] и ксенон [6] было обнаружено необычное соотношение изотопов в примитивных метеоритах; их происхождение и тип материи, содержащей их, оставались загадкой. Эти открытия были сделаны путем испарения основного образца метеорита в масс-спектрометре , чтобы подсчитать относительное содержание изотопов очень небольшого количества благородных газов, захваченных в виде включений. В 1970-х годах аналогичные эксперименты обнаружили больше компонентов захваченных изотопов ксенона. [7] Выдвигались конкурирующие предположения о происхождении изотопных компонентов ксенона, все в рамках существующей парадигмы, согласно которой вариации были созданы процессами внутри изначально однородного солнечного газового облака.

Новая теоретическая основа интерпретации была выдвинута в 1970-х годах, когда Дональд Д. Клейтон отверг популярное среди метеоритистов убеждение, что Солнечная система возникла как однородный горячий газ. [8] Вместо этого он предсказал, что необычный, но предсказуемый изотопный состав будет обнаружен в термически конденсированных межзвездных зернах, которые конденсировались во время потери массы звездами разных типов. Он утверждал, что такие зерна существуют во всей межзвездной среде. [8] [9] Первые работы Клейтона, использующие эту идею в 1975 году, изображали межзвездную среду, населенную зернами сверхновых, богатыми радиогенными изотопами Ne и Xe, которые определили потухшую радиоактивность. [10] Клейтон определил несколько типов предсолнечных зерен, которые, вероятно, будут открыты: звездная пыль красных гигантских звезд, солнечные кононы (аббревиатура от SU per NO va CON densates) от сверхновых , небконы от небулярной конденсации в результате аккреции газообразных атомов и молекул холодных облаков и новаконы от новых. конденсат. [8] Несмотря на энергичное и постоянное активное развитие этой картины, предложения Клейтона оставались без поддержки других в течение десятилетия, пока такие зерна не были обнаружены внутри метеоритов.

Первое однозначное следствие существования досолнечных зерен в метеоритах было получено в лаборатории Эдварда Андерса в Чикаго. [11] которые обнаружили с помощью традиционной масс-спектрометрии, что содержание изотопов ксенона, содержащихся в нерастворимом в кислоте углеродистом остатке, оставшемся после растворения массы метеорита в кислотах, почти точно соответствует предсказаниям для изотопного ксенона в красных гигантов . конденсате пыли [9] Тогда казалось очевидным, что пресолнечные зерна содержались в нерастворимом в кислоте остатке Андерса. Найти настоящие предсолнечные зерна и задокументировать их было гораздо более сложной задачей, требующей локализации зерен и демонстрации того, что их изотопы соответствуют изотопам звезды красного гиганта. Последовало десятилетие интенсивных экспериментальных поисков с попытками выделить отдельные зерна носителей ксенона. Но что действительно было необходимо для открытия досолнечных зерен, так это масс-спектрометр нового типа, который мог бы измерять меньшее количество атомов в одном зерне. Несколько лабораторий использовали ионные зонды для распыления, пытаясь продемонстрировать такой инструмент. Но современные ионные зонды должны были быть намного лучше технологически.

В 1987 году алмазные зерна [12] и зерна карбида кремния [13] Было обнаружено, что они в изобилии существуют в тех же нерастворимых в кислоте остатках, а также содержат большие концентрации благородных газов. Значительные изотопные аномалии, в свою очередь, были измерены благодаря усовершенствованиям вторичной ионной масс-спектрометрии (ВИМС) структурных химических элементов этих зерен. [14] Усовершенствованные эксперименты SIMS показали, что изотопы кремния в каждом зерне SiC имеют не солнечные изотопные отношения, а скорее те, которые ожидаются у некоторых звезд красных гигантов. Таким образом, находка пресоляра датируется 1987 годом. [13] Для измерения соотношений содержания изотопов структурных элементов (например, кремния в зерне SiC) в микроскопических пресолнечных зернах потребовалось два сложных технологических и научных шага: 1) обнаружение пресолнечных зерен микронного размера внутри подавляющей массы метеорита; 2) развитие технологии SIMS до достаточно высокого уровня для измерения соотношений содержания изотопов в зернах микронного размера. Эрнст Циннер стал важным лидером в области применения ВИМС к микроскопическим зернам. [15] [16]

В январе 2020 года анализ метеорита Мерчисон , найденного в Австралии в 1969 году, показал, что 40 зерен досолнечного карбида кремния образовались 5–7 миллиардов лет назад, старше, чем земное Солнце возрастом 4,6 миллиарда лет, что делает эти зерна самым старым твердым материалом, когда-либо обнаруженным на Земле. Земля. [17] [18]

В метеоритах

[ редактировать ]
Сосуд с взвешенными пресолнечными зернами из метеорита Оргей.

Пресолнечные зерна — это твердое вещество, которое содержалось в межзвездном газе до образования Солнца. Пресолнечный компонент может быть идентифицирован в лаборатории по аномальному содержанию изотопов и состоит из тугоплавких минералов , переживших коллапс солнечной туманности и последующее образование планетезималей . [19]

Для исследователей метеоритов термин «пресолнечные зерна» стал означать досолнечные зерна, обнаруженные в метеоритах, 99% которых представляют собой звездную пыль . Многие другие виды космической пыли в метеоритах не обнаружены. Пресолнечные зерна составляют лишь около 0,1 процента от общей массы твердых частиц, обнаруженных в метеоритах. различимый материал, обнаруженный в мелкозернистой матрице метеоритов Такие зерна представляют собой изотопно - , таких как примитивные хондриты . [20] Их изотопные различия с окружающим метеоритом позволяют предположить, что они возникли еще до Солнечной системы . Кристалличность ( этих кластеров варьируется от кристаллов карбида кремния микрометрового размера до 10 13 атомов), вплоть до алмаза нанометрового размера (около 1000 атомов) и неслоистых кристаллов графена менее 100 атомов. Тугоплавкие зерна приобрели свою минеральную структуру путем термической конденсации в медленно остывающих расширяющихся газах сверхновых и звезд красных гигантов . [20]

Характеристика

[ редактировать ]

Пресолнечные зерна исследуются с помощью сканирующих или просвечивающих электронных микроскопов (SEM/TEM) и масс-спектрометрических методов (масс-спектрометрия благородных газов, масс-спектрометрия с резонансной ионизацией (RIMS), масс-спектрометрия вторичных ионов (SIMS, NanoSIMS)). Пресолнечные зерна, состоящие из алмазов, имеют размер всего несколько нанометров и поэтому называются наноалмазами. Из-за небольшого размера наноалмазы трудно исследовать, и, хотя они являются одними из первых обнаруженных досолнечных зерен, о них известно относительно мало. Типичные размеры других пресолнечных зерен находятся в диапазоне микрометров.

На данный момент идентифицированы пресолярные зерна, состоящие из следующих минералов:

  • алмазные (C) зерна нанометрового размера (~ 2,6 нанометра ( диаметр 1 ⁄ 10000000 дюйма) [21] возможно, образовался в результате осаждения из паровой фазы [22]
  • частицы и анионы графита (C), [23] некоторые с однослойным графеновым ядром [24]
  • Карбид кремния (SiC) размером от субмикрометра до микрометра. Пресолнечный SiC встречается в виде однополитипных зерен или политипных сростков. Наблюдаемые атомные структуры содержат два политипа низшего порядка: гексагональный 2H и кубический 3C (с различной степенью разупорядочения дефектов упаковки), а также одномерно неупорядоченные зерна SiC. [25] Для сравнения: известно, что синтезированный в земных лабораториях SiC образует более сотни политипов.
  • карбид титана (TiC) и другие карбиды в зернах C и SiC [26]
  • нитрид кремния ( Si3N4 N4)
  • корунд ( Al2O3 O3) [27]
  • шпинель ( MgAl 2 O 4 ) [28]
  • гибонит ( (Ca, Ce) (Al, Ti, Mg) 12 O 19 ) [29]
  • оксид титана ( ТиО 2 )
  • силикатные минералы ( оливин и пироксен )

Информация о звездной эволюции

[ редактировать ]

Изучение предсолнечных зерен дает информацию о нуклеосинтезе и звездной эволюции . [3] Зерна, имеющие изотопные признаки нуклеосинтеза « r-процесса » ( быстрый захват нейтронов) и альфа-процесса (альфа-захват), полезны при тестировании моделей взрывов сверхновых . [30]

1% пресолнечных зерен (зерен сверхновых) имеют очень большой избыток кальция-44 , стабильного изотопа кальция, который обычно составляет только 2% от общего содержания кальция. Кальций в некоторых пресолярных зернах состоит в основном из 44 Ca, который предположительно является остатками вымершего радионуклида титана-44 , изотопа титана, который в изобилии образуется в сверхновых типа II, таких как SN 1987A, после быстрого захвата четырех альфа-частиц 28 Си, после того, как обычно начинается процесс горения кремния , и до взрыва сверхновой. [31] Однако, 44 Период полураспада Ti составляет всего 59 лет, поэтому вскоре он полностью превращается в 44 ок. избытки продуктов распада более долгоживущих, но вымерших нуклидов кальция-41 (период полураспада 99 400 лет) и алюминия-26 В таких зернах также обнаружены (730 000 лет). Изотопные аномалии быстрых процессов в этих зернах включают относительный избыток азота-15 и кислорода-18 по сравнению с содержанием в Солнечной системе, а также избыток богатых нейтронами стабильных нуклидов. 42 Ca и 49 Из. [32]

Другие предсолнечные зерна предоставляют изотопную и физическую информацию о звездах симптотических ветви ( гигантской звездах AGB), которые произвели наибольшую часть тугоплавких элементов легче железа в галактике. Поскольку элементы в этих частицах были созданы в разное время (и в разных местах) раннего Млечного Пути , набор собранных частиц дополнительно дает представление об эволюции галактики до формирования Солнечной системы. [33]

Помимо предоставления информации о нуклеосинтезе элементов зерна, твердые зерна предоставляют информацию о физико-химических условиях, в которых они конденсировались, и о событиях, последовавших за их образованием. [33] Например, рассмотрим красные гиганты , которые производят большую часть углерода в нашей галактике. Их атмосфера достаточно прохладна для того, чтобы происходили процессы конденсации, приводящие к осаждению твердых частиц (т.е. множественных скоплений атомов таких элементов, как углерод) в их атмосфере. Это не похоже на атмосферу Солнца , которая слишком горячая, чтобы атомы могли образовывать более сложные молекулы. Эти твердые фрагменты материи затем впрыскиваются в межзвездную среду под действием радиационного давления . Следовательно, частицы, несущие признаки звездного нуклеосинтеза, предоставляют информацию о (i) процессах конденсации в атмосферах красных гигантов, (ii) процессах излучения и нагрева в межзвездной среде и (iii) типах частиц, которые несли элементы, из которых мы находимся. через всю галактику до Солнечной системы. [34]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Зиннер, Эрнст (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав пресолнечных зерен из примитивных метеоритов». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 26 : 147–188. Бибкод : 1998AREPS..26..147Z . дои : 10.1146/annurev.earth.26.1.147 .
  2. ^ Бернатович, Томас Дж.; Уокер, Роберт М. (1997). «Древняя звездная пыль в лаборатории». Физика сегодня . 50 (12): 26–32. Бибкод : 1997ФТ....50л..26Б . дои : 10.1063/1.882049 .
  3. ^ Jump up to: а б Клейтон, Дональд Д .; Ниттлер, Ларри Р. (2004). «Астрофизика с предсолнечной звездной пылью». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 42 (1): 39–78. Бибкод : 2004ARA&A..42...39C . дои : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022 .
  4. ^ Зиннер, Э. (2014). «Пресолнечные зерна». Трактат по геохимии : 181–213. дои : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN  978-0-08-098300-4 .
  5. ^ Блэк, округ Колумбия; Пепин, Р.О. (1969). «Захваченный неон в метеоритах — II». Письма о Земле и планетологии . 6 (5): 395–405. Бибкод : 1969E&PSL...6..395B . дои : 10.1016/0012-821X(69)90190-3 .
  6. ^ Рейнольдс, Дж. Х.; Тернер, Г. (1964). «Редкие газы в хондрите Ренаццо». Журнал геофизических исследований . 69 (15): 3263–3281. Бибкод : 1964JGR....69.3263R . дои : 10.1029/JZ069i015p03263 .
  7. ^ Ксенон имеет девять стабильных изотопов , которые различаются по массе, поскольку в их атомных ядрах содержится разное количество нейтронов. Масс-спектрометр регистрирует количество обнаруженных атомов ксенона с атомными массами A = 124, 126, 128, 129, 130, 131, 132, 134 и 136. Путем их измерения на нескольких температурных ступенях при нагревании образца было показано, что что захваченный ксенон содержал в своем составе разные компоненты. Было высказано предположение, что одним из таких компонентов был ксенон, образовавшийся в результате деления неизвестного сверхтяжелого ядра, которое, как предполагалось, существовало в ранней Солнечной системе.
  8. ^ Jump up to: а б с Клейтон, Дональд Д. (1978). «Предварительно конденсированная материя: ключ к ранней Солнечной системе» . Луна и планеты . 19 (2): 109–137. дои : 10.1007/BF00896983 . S2CID   121956963 .
  9. ^ Jump up to: а б Клейтон, Д.Д.; Уорд, РА (1978). «Исследования S-процесса: содержание изотопов ксенона и криптона» . Астрофизический журнал . 224 : 1000. Бибкод : 1978ApJ...224.1000C . дои : 10.1086/156449 . Эта статья была представлена ​​в 1975 году в компанию Geochim. et Cosmochim Acta, но в то время было сочтено, что оно не имеет отношения к геохимии. Он был повторно отправлен на рассмотрение Astrophys J в 1978 году после того, как Эдвард Андерс заявил, что он обнаружил чистый газообразный ксенон s-процесса в углеродистых остатках метеорита.
  10. ^ Клейтон, Д.Д. (1975). «Потухшая радиоактивность: захваченные остатки досолнечных зерен» . Астрофизический журнал . 199 : 765. Бибкод : 1975ApJ...199..765C . дои : 10.1086/153750 .
  11. ^ Шринивасан, Б.; Андерс, Э. (1978). «Благородные газы в метеорите Мерчисон: возможные остатки нуклеосинтеза s-процесса». Наука . 201 (4350): 51–56. Бибкод : 1978Sci...201...51S . дои : 10.1126/science.201.4350.51 . ПМИД   17777755 . S2CID   21175338 .
  12. ^ Льюис, Рой С.; Мин, Тан; Вакер, Джон Ф.; Андерс, Эдвард; Сталь, Эрик (1987). «Межзвездные алмазы в метеоритах». Природа . 326 (6109): 160–162. Бибкод : 1987Natur.326..160L . дои : 10.1038/326160a0 . S2CID   4324489 .
  13. ^ Jump up to: а б Бернатович, Томас; Фраундорф, Гейл; Мин, Тан; Андерс, Эдвард; Вопенка, Бриджит; Циннер, Эрнст; Фраундорф, Фил (1987). «Доказательства наличия межзвездного SiC в углеродистом метеорите Мюррея» . Природа . 330 (6150): 728–730. Бибкод : 1987Natur.330..728B . дои : 10.1038/330728a0 . S2CID   4361807 .
  14. ^ Зиннер, Эрнст (1996). «Звездная пыль в лаборатории». Наука . 271 (5245): 41–42. Бибкод : 1996Sci...271...41Z . дои : 10.1126/science.271.5245.41 . ПМИД   8539598 . S2CID   32074812 .
  15. ^ Маккиган, Кевин Д. (2007). «Эрнст Циннер, каменный астроном» . Метеоритика и планетология . 42 (7–8): 1045–1054. дои : 10.1111/j.1945-5100.2007.tb00560.x . Специальный выпуск журнала Meteoritics and Planetary Science документирует роль Зиннера в честь его 70-летия.
  16. ^ Клейтон, Дональд (2016). «Эрнст К. Циннер» . Физика сегодня . 69 (2): 61–62. Бибкод : 2016ФТ....69б..61С . дои : 10.1063/PT.3.3088 . Зиннер умер в 2015 году в возрасте 78 лет. Его некролог Дональда Клейтона «Физика сегодня» , опубликованный в феврале 2016 года, рассказывает больше о связи Зиннера с открытиями ВИМС.
  17. ^ Вайсбергер, Минди (13 января 2020 г.). «Звездная пыль возрастом 7 миллиардов лет — самый древний материал, найденный на Земле. Некоторые из этих древних зерен на миллиарды лет старше нашего Солнца» . Живая наука . Проверено 13 января 2020 г. .
  18. ^ Черт возьми, Филипп Р.; и др. (13 января 2020 г.). «Время жизни межзвездной пыли в результате воздействия космических лучей, возраст досолнечного карбида кремния» . Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 117 (4): 1884–1889. Бибкод : 2020PNAS..117.1884H . дои : 10.1073/pnas.1904573117 . ПМК   6995017 . ПМИД   31932423 .
  19. ^ Лугаро, Мария (2005). Звездная пыль от метеоритов . Всемирная научная серия по астрономии и астрофизике. Том. 9. дои : 10.1142/5705 . ISBN  978-981-256-099-5 .
  20. ^ Jump up to: а б Темминг, Мария (13 января 2020 г.). «Эта древняя звездная пыль — самая старая из когда-либо исследованных в лаборатории» . Новости науки . Проверено 14 января 2020 г.
  21. ^ Фраундорф, Фил; Фраундорф, Гейл; Бернатович, Томас; Льюис, Рой; Тан, Мин (1989). «Звездная пыль в ТЭМ». Ультрамикроскопия . 27 (4): 401–411. дои : 10.1016/0304-3991(89)90008-9 .
  22. ^ Далтон, Т.Л.; Эйзенхур, Д.Д.; Бернатович, Т.Дж.; Льюис, Р.С.; Бусек, PR (1996). «Генезис преселярных алмазов: сравнительное исследование метеоритных и земных наноалмазов с помощью трансмиссионной электронной микроскопии высокого разрешения». Geochimica et Cosmochimica Acta . 60 (23): 4853–4872. Бибкод : 1996GeCoA..60.4853D . дои : 10.1016/S0016-7037(96)00223-2 .
  23. ^ Бернатович, Томас Дж.; Каусик, Раманатх; Гиббонс, Патрик С.; Лоддерс, Катарина ; Фигли, Брюс; Амари, Сатико; Льюис, Рой С. (1996). «Ограничения на образование звездных зерен из пресолнечного графита в метеорите Мерчисон». Астрофизический журнал . 472 (2): 760–782. Бибкод : 1996ApJ...472..760B . дои : 10.1086/178105 . S2CID   55542326 .
  24. ^ Фраундорф, П.; Вакенхут, М. (2002). «Сердцевая структура пресолнечного графитового лука». Астрофизический журнал . 578 (2): Л153–Л156. arXiv : astro-ph/0110585 . Бибкод : 2002ApJ...578L.153F . дои : 10.1086/344633 . S2CID   15066112 .
  25. ^ Далтон, Т.; Бернатович, Ти Джей; Льюис, РС; Мессенджер, С.; Стадерманн, Ф.Дж.; Амари, С. (июнь 2002 г.). «Политипное распределение в околозвездном карбиде кремния». Наука . 296 (5574): 1852–1855. Бибкод : 2002Sci...296.1852D . дои : 10.1126/science.1071136 . ПМИД   12052956 . S2CID   208322 .
  26. ^ Бернатович, Т.; Амари, С.; Зиннер, Э.; Льюис, Р. (1991). «Межзвездные зерна внутри межзвездных зерен». Астрофизический журнал . 373 : Л73. Бибкод : 1991ApJ...373L..73B . дои : 10.1086/186054 .
  27. ^ Хатчон, Айдахо; Хасс, Греция; Фэйи, Эй Джей; Вассерберг, Дж.Дж. (1994). «Чрезвычайное обогащение Mg-26 и O-17 в корунде Оргеля: идентификация досолнечного оксидного зерна» (PDF) . Письма астрофизического журнала . 425 (2): Л97–Л100. Бибкод : 1994ApJ...425L..97H . дои : 10.1086/187319 .
  28. ^ Циннер, Эрнст; Амари, Сатико; Гиннесс, Роберт; Нгуен, Энн; Стадерманн, Фрэнк Дж.; Уокер, Роберт М.; Льюис, Рой С. (2003). «Зерна пресолнечной шпинели из углеродистых хондритов Мюррея и Мерчисона». Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (24): 5083–5095. Бибкод : 2003GeCoA..67.5083Z . дои : 10.1016/S0016-7037(03)00261-8 .
  29. ^ Ирландия, Тревор Р. (1990). «Пресолнечные изотопные и химические признаки в содержащих хибонит тугоплавких включениях из углеродистого хондрита Мерчисона». Geochimica et Cosmochimica Acta . 54 (11): 3219–3237. Бибкод : 1990GeCoA..54.3219I . дои : 10.1016/0016-7037(90)90136-9 .
  30. ^ «Обнаружен древнейший материал на Земле» . bbc.co.uk. ​13 января 2020 г. Проверено 14 января 2020 г.
  31. ^ Зиннер, Э. (2014). «Пресолнечные зерна». Трактат по геохимии : 181–213. дои : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN  978-0-08-098300-4 .
  32. ^ Максуин, Гарри; Гэри Р. Хасс (2010). Космохимия (1-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 139. ИСБН  978-0-521-87862-3 .
  33. ^ Jump up to: а б Беннетт, Джей (13 января 2020 г.). «Зерна метеорита — древнейший известный твердый материал на Земле» . Смитсоновский журнал . Проверено 14 января 2020 г.
  34. ^ Старр, Мишель (13 января 2020 г.). «Самый старый известный материал на Земле официально старше Солнечной системы» . сайт sciencealert.com . Проверено 14 января 2020 г.
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Presolar_grains&oldid=1236972277"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 6df52be4b769a228be29ee9222b1a24a__1722076080
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/6d/4a/6df52be4b769a228be29ee9222b1a24a.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Presolar grains - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)